Nebuloasa Carina

Nebuloasa Carina Regiunea H II
Nebuloasa Carina
Descoperire
Descoperitor	Nicolas Louis de Lacaille [1]
Data	1751
Date observaționale ( epoca J2000.0 )
Constelaţie	Coca
Ascensiunea dreaptă	10 h 45 m : [2]
Declinaţie	−58 ° 52 ′: [2]
Distanţă	7500 la [3] [4] (2300 buc )
Magnitudine aparentă (V)	3: [5]
Dimensiunea aparentă (V)	120 'x 120' [5]
Caracteristici fizice
Tip	Regiunea H II
Galaxia apartenenței	calea Lactee
Dimensiuni	260 până la [6] (80 buc )
Caracteristici relevante	Într-o stare evolutivă avansată
Alte denumiri
Nebuloasa Eta Carinae; NGC 3372 [7] ; C 92; Dunlop 309; GC 2197; ESO 128-EN013; 3295 h; [5] Avedisova 2340
Hartă de localizare
Categoria regiunilor H II

Coordonate : 10 ^h 45 ^m 00 ^s , -58 ° 52 ′ 00 ″

Nebuloasa Carina (cunoscută și sub numele de Nebuloasa Eta Carinae sau cu numele de catalog NGC 3372 și C 92 ) este un obiect ceresc situat în inima Căii Lactee din sud, în constelația Carinei . Este perfect vizibil chiar și cu ochiul liber, deși observarea sa se limitează la regiunile emisferei sudice terestre și la cele boreale tropicale ; a fost catalogată pentru prima dată de Nicolas Louis de Lacaille în 1751 , în timpul șederii sale în Cape Town . ^[1]

Este una dintre cele mai mari regiuni cunoscute H II din cadrul galaxiei noastre: nebuloasa are dimensiuni reale care ating 260 de ani lumină ^[6] și înconjoară mai multe clustere deschise , precum și una dintre cele mai masive stele cunoscute, variabila η Carinae . ^[8] Unele fenomene de formare a stelelor sunt active în interiorul său, deși într-o măsură mai mică decât alte nebuloase similare: acesta ar fi un indicator al gradului evolutiv ridicat al acestei nebuloase. ^[9] Distanța sa este estimată la 7500 de ani lumină de noi. ^{[3] [4]}

Ca dovadă că formarea de stele a fost destul de intens în astronomică trecutul recent, există un număr mare de clustere deschise și asociații stelare , toate compuse din foarte cald, stele tinere albastre, care excită de gaz nebuloasei și perturbă - l. Cu lor puternic stelar vânt . ^[10] În cadrul nebuloasei există și substructuri bine cunoscute, precum Nebuloasa Homunculus , care înconjoară steaua η Carinae și Nebuloasa Keyhole, al cărei nume i-a fost atribuit de John Herschel în prima jumătate a secolului al XIX-lea . ^[11]

Observarea amatorilor

Harta poziției Nebuloasei Carina față de Crucea de Sud .

Nebuloasa Carina este un vast complex de gaze ionizate luminoase , vizibil chiar cu ochiul liber ca un punct luminos; în interior se află faimoasa stea η Carinae , o stea colosală care, conform celor mai acreditate teorii, se așteaptă să explodeze într-o supernovă în câteva secole. ^[8]

O imagine a nebuloasei Carina realizată de un telescop amator .

Nebuloasa se află pe cea mai sudică ramură a Căii Lactee sudice și este invizibilă din mare parte a emisferei nordice ; lunile cele mai potrivite pentru observare sunt cele din toamna australă (primăvara boreală), adică perioada din martie până în iunie. Cu toate acestea, în emisfera sudică, nebuloasa poate fi observată și mai mult timp, deoarece declinul său face ca aceasta să fie circumpolară în mare parte din emisfera sudică a Pământului. ^{[12] [13]}

Observând cu binoclu , nebuloasa este imediat evidentă ca o pată luminoasă alungită mai mult în direcția nord-sud, cu o bandă întunecată limpede care, îngroșându-se în regiunile sale centrale, o taie de la est la vest, împărțind-o în două părți; împrejurimile grupului sunt în schimb foarte bogate în stele: întinderea Căii Lactee în care se află nebuloasa este, de fapt, una dintre cele mai strălucitoare și mai intense din bolta cerească, fiind vizibilă chiar și pe un cer moderat poluat , ca și alte zone precum regiunea centrului galactic și trăsătura din constelația Cygnus . Cu un telescop amator, nebuloasa pare destul de extinsă; cu măriri puternice, se poate observa o formă curioasă, chiar la nord de partea centrală, formată prin suprapunerea unei benzi întunecate alungite de la nord la sud, poreclită datorită formei sale Nebuloasa găurilor de cheie . ^[1]

Întreaga nebuloasă cu grupurile sale este situată la o distanță estimată de aproximativ 7500 de ani lumină de sistemul solar . ^{[3] [4]}

Istoria observațiilor

În cazul nebuloasei Carina este destul de dificil să vorbim despre un singur descoperitor: luminozitatea sa mare și dimensiunile sale, de fapt, nu au putut fi trecute neobservate de niciunul dintre diferitele popoare care au trăit în emisfera sudică a Pământului, precum și pentru unii care au populat regiunile boreale tropicale; un alt factor important este variabilitatea stelei η Carinae, care chiar și pe parcursul unei singure generații poate varia cu mai multe magnitudini, atingând a doua magnitudine sau chiar asumând magnitudine negativă, rivalizând cu cele mai strălucitoare stele de pe cer. ^[14] Având în vedere variabilitatea acestei stele, legată fizic de nebuloasă, este rezonabil să ne așteptăm ca nebuloasa însăși să-și varieze luminozitatea, în funcție de cantitatea de energie pe care o primește de la cea mai masivă stea a sa. ^[15]

Nebuloasă a fost recunoscută ca atare în epoca modernă de Nicolas Louis de Lacaille , care a urmărit în timpul șederii sale în Cape Town a avut loc în timpul 1751 / 52 ; de atunci a fost re-observat și descris de toți cei care au efectuat studii astronomice din emisfera sudică terestră: John Herschel a studiat-o în detaliu cu un telescop în jurul anului 1837 , descoperind, la câteva minute la vest de η Carinae, o structură extrem de izbitoare. , format dintr-o regiune circulară la care este conectată o structură alungită în direcția sudică, pe care a denumit- o Nebuloasa Keyhole . ^[15] Spre sfârșitul secolului al XIX-lea , Richard Hinckley Allen a căutat această structură, dar nu a găsit nici o urmă: a scris astfel că norul observat de Herschel trebuie să fi dispărut în perioada cuprinsă între 1837 și 1871 ; cauza reală a acestei dispariții aparente a fost de fapt luminozitatea scăzută a η Carinae: de fapt, în timp ce la începutul secolului această stea a luminat și a întărit regiunea gazului observată de Herschel, devenind extrem de strălucitoare spre sfârșit odată cu scăderea cantității de lumină primită, gazele s-au întunecat, devenind aproape invizibile. Începând cu secolul al XX-lea, structura observată de Herschel este vizibilă doar cu telescoape puternice și apare ca un nor care uneori nu este foarte luminos și alteori hotărât. ^[16]

Precesiunea și deplasarea polului sud ceresc de-a lungul mileniilor; cea mai strălucitoare stea este Canopus .

Curs observațional în epocile precesionale

Datorită fenomenului cunoscut sub numele de precesiune a echinocțiilor , coordonatele cerești ale stelelor și ale constelațiilor pot varia semnificativ, în funcție de distanța lor față de polii nord și sud ai eclipticii . ^{[17] [18]}

Până acum aproximativ 2000 de ani nebuloasa, împreună cu ramura Căii Lactee căreia îi aparține, era clar vizibilă de pe coastele sudice ale Mediteranei și, de asemenea, din Europa mediteraneană în sine; de-a lungul secolelor, mișcarea de precesiune a făcut ca nebuloasa să-și asume o declinare din ce în ce mai sudică. În prezent, zona cerului din constelația Carina se deplasează constant spre sud și, în aproximativ 5000 de ani, după cum se poate vedea din imaginea din dreapta, va fi la doar 6 ° de polul ceresc sudic.

Cu aproximativ 7000 de ani în urmă, însă, partea cerului în care se află nebuloasa se afla la 6 ore de ascensiune dreaptă , adică în coordonata în care ajung obiectele, cu excepția benzii înguste din jurul polului sudic al ecliptică , cea mai nordică declinare (rețineți cum intersecția eclipticii cu 6h de ascensiune dreaptă corespunde solstițiului de vară ); la acea vreme, Nebuloasa Carina a atins o declinare egală cu 37 ° S, ^[19] devenind astfel vizibilă până la latitudinea de 53 ° N, adică regiunile sudice ale Angliei actuale.

Mediul galactic

Același subiect în detaliu: brațul Săgetător .

Harta principalelor structuri cuprinse în Brațul Săgetătorului. Soarele, în afara razei de acțiune, este în dreapta și ușor în sus.

Nebuloasa Carina face parte din Brațul Săgetător (cunoscut și sub numele de Brațul Carena-Săgetător), brațul spiralat imediat al nostru; după ce a trecut, față de noi, în fața centrului galactic , ascunzându-l, acest braț continuă în direcția Centaurului și Carina, unde apoi se întoarce pentru a trece pe cealaltă parte a Galaxiei față de noi. Cu toate acestea, un studiu din 2008 afirmă că acest braț ar fi doar o condensare mare de gaz și praf din care s-au născut mai multe stele tinere. ^[20]

Contextul galactic în care se află nebuloasa este pătruns de un număr mare de clustere și asociații deschise, dintre care multe au fost create chiar de nebuloasă. Văzute din perspectiva noastră, în jurul acestui obiect apar câteva ciorchini strălucitori de stele; cu toate acestea, acestea sunt doar efecte prospective, întrucât o bună parte din aceste grupuri sunt de fapt mult mai aproape de noi. Clusterul definit ca Fântâna Dorințelor (NGC 3532) este aparent cel mai apropiat de această nebuloasă: este o mare concentrație de stele mici de diferite culori, vizibile chiar în nord-est; în realitate, distanța sa este egală cu 1300 de ani lumină, ^[21] prin urmare se află în prim-plan, în marginea extremă a brațului nostru spiralat, cea a lui Orion . Un alt obiect foarte izbitor este grupul cunoscut sub numele de Pleiadele de Sud (IC 2602), a cărui distanță este totuși estimată la 479 de ani lumină, ^[22] fiind astfel cel mai apropiat cluster deschis observabil în această parte a cerului; chiar la sud de acesta din urmă este Mel 101 , un obiect evaziv care, totuși, aparține aceluiași mediu galactic ca și Nebuloasa Carina. ^[23]

Clusterele legate fizic de nebuloasă sunt mult mai puțin vizibile, deoarece sunt mai departe și au alte coduri de catalog decât NGC sau IC , așa cum se va vedea mai târziu; aceste grupuri sunt compuse din tinere stele albastre, rămășițe ale unui mare proces de formare a stelelor care a avut loc acum câteva milioane de ani în interiorul nebuloasei. ^{[9] O} excepție este strălucitorul grup NGC 3293 , vizibil spre nord-vest, compus din aproximativ șaptezeci de stele albastre tinere cu o vârstă de aproximativ 5 milioane de ani; obiectul este scufundat și înconjurat de un câmp plin de alte stele tinere, o asociație stelară cunoscută sub numele de Carina OB1 . ^[24] Zona în care se află aceste stele este pătrunsă de o ceață de fundal reflectantă , în special în direcția nord-vest și sud-est; distanța acestui grup ar fi de aproximativ 8000 de ani lumină, prin urmare comparabilă cu cea a nebuloasei Carina. ^[25]

Caracteristici

Imagine compusă color a nebuloasei. ESO

Nebuloasa Carina este cea mai mare și mai extinsă nebuloasă vizibilă cu ochiul liber pe bolta cerească; dimensiunile sale, atât aparente, cât și reale, sunt mai mari decât cele ale binecunoscutei nebuloase Orion , iar magnitudinea sa este, de asemenea, mai mare: Nebuloasa Orion se întinde de fapt pe aproximativ un grad pătrat de bolta cerească, cu un diametru real de 24 de ani lumină ; Nebuloasa Carina ocupă în schimb peste patru grade pătrate și are un diametru de 260 ^[6] ani lumină. La o distanță de aproximativ 7500 de ani lumină, care este de aproape 8 ori mai mare decât cea a nebuloasei Orion ^[26] , dimensiunile sale aparente sunt mult mai mari decât cea din urmă. Cu toate acestea, este o nebuloasă mai puțin studiată până acum datorită poziției sale pe cer, ceea ce înseamnă că este observabilă în mod optim doar din latitudinile sudice. Aparține brațului Carina-Săgetător , un braț spiralat al Căii Lactee care este mai intern decât al nostru. ^[27]

Nebuloasa este formată în mare parte din hidrogen , în timp ce heliul reprezintă un sfert din masa sa totală; alte elemente mai grele sunt prezente doar în procente mici. În interiorul acesteia, absența aproape totală a globulelor Bok indică faptul că fenomenul formării stelelor , spre deosebire de alte nebuloase, ar fi fie oprit, fie nu foarte activ; cu toate acestea, acest fenomen a fost foarte puternic în trecut, lucru confirmat de prezența unui număr mare de stele tinere de mare masă , cum ar fi așa-numiții giganți albaștri . Aceste stele sunt, de asemenea, responsabile pentru radiația ultravioletă intensă care străbate întreaga nebuloasă, care ionizând atomii săi, devine ea însăși luminată. ^[27] Multe dintre aceste tinere stele sunt adunate în grupuri deschise : în regiunile sale centrale ar fi cel puțin opt, ^[14] dintre care patru apar aproape de regiunile centrale.

Raze X

Nebuloasa observată la lungimea de undă a razelor X de la Observatorul Einstein al NASA .

Nebuloasa este sursa celei mai strălucitoare emisii de raze X din toate regiunile cunoscute H II din galaxia noastră; cauza acestor emisii nu a fost clarificată cu certitudine. Un studiu din 2005 realizat cu observatorul de raze X Suzaku a făcut posibilă identificarea diferitelor zone cu emisii mai mult sau mai puțin intense: în partea de sud spectrul prezintă linii puternice de emisii ale ionilor Fe și Si , în timp ce în sectorul nordic aceste emisii sunt mult mai slabi; rezultă că abundența acestor două elemente este de 2-3 ori mai mare în sectorul sudic decât în ​​cel nordic. ^[28]

Unii oameni de știință ^[29] din anii optzeci au emis ipoteza că aceste emisii, precum și cele din razele gamma , sunt produse de vânturi stelare puternice care se ciocnesc cu mediul nebulos în care se găsesc. Mai recent s-a teoretizat că aceste emisii difuze au fost cauzate de explozia unei supernove antice sau, mai bine, de prezența unei posibile superbule produse de explozii repetate de supernova; o singură supernovă ar putea într-adevăr să excite întreaga nebuloasă, dar masa totală de fier dispersată în gazul difuz nu a putut fi cauzată de un singur eveniment de acest fel. ^[30] Nu există dovezi directe de resturi de supernova ^[31] în interiorul nebuloasei, nici în unde radio , nici în raze X; cu toate acestea, există doi pulsari , 1E 1048.1-5937 și PSR J1052−5954, situați la 1 ° de steaua η Carinae, în afara structurii centrale a nebuloasei cunoscută sub numele de "Gaura cheii". Cu toate acestea, unii autori ^[32] au sugerat că această turbulență puternică nu poate fi explicată nici prin vântul stelar puternic, nici prin explozia unei supernove, deoarece se dovedește a fi prea puternică pentru a fi cauzată de aceste evenimente; radiația ar fi fost deja prezentă înainte de formarea norului molecular gigant care a dat naștere Nebuloasei Carina. Această radiație ar fi fost cauzată de un număr mare de explozii de supernove (cel puțin 20), responsabile pentru formarea unei posibile „superbule ale Carinei”, acum disipată. ^[33] Pe de altă parte, sa descoperit că nebuloasa posedă o structură bipolară, sugerând prezența unuia sau mai multor resturi originale de supernovă; în ambele cazuri, absența aparentă a resturilor evidente de supernovă nu ar fi o problemă, deoarece exploziile care au provocat emisiile de raze X care au excitat nebuloasa s-au produs acum câteva milioane de ani. ^[33]

Structura

Structura detaliată a regiunilor centrale ale nebuloasei, preluată de telescopul spațial Hubble .

Zona cerului ocupată de nebuloasa Carina este de aproximativ 2 ° x 2 °, echivalentul a 4 grade pătrate ale bolții cerești; ^[12] include nori interstelari , asociații stelare tinere și nebulozități care reflectă lumina stelelor fierbinți din apropiere. ^[34]

În interior se află unul dintre cele mai mari complexe de stele neobișnuit de masive cunoscute în galaxia noastră, inclusiv tinerele grupuri deschise Tr 14, Tr 15 și Tr 16, Cr 228 și Cr 232, plus Bochum 10 și Bochum 11; împreună, aceste grupuri conțin cel puțin 64 de stele din clasa spectrală O și două stele Wolf-Rayet , ceea ce rămâne dintr-un fenomen violent de formare a stelelor care a avut loc acum aproximativ 3 milioane de ani. Printre stelele prezente în această zonă există câteva exemple de stele rare din clasa spectrală 03 a secvenței principale. ^[9]

Regiunea nebuloasei cea mai studiată este cea centrală, centrată pe o zonă a cerului de 0,5 grade pătrate de cer care conține cele două asociații Tr 14 și Tr 16, nebuloasa Keyhole și linia întunecată intensă în formă de "V" care taie complexul nebulos în două părți, o linie formată din pulberi neluminate. Studiile obținute în infraroșul îndepărtat sugerează că Nebuloasa Carina este o regiune H II foarte evoluată, cu o pierdere de praf și gaze neutre din miezul său; în plus, nebuloasa nu conține densitățile compacte și de înaltă densitate ale stelelor înconjurate de nori, care sunt observate în alte regiuni H II, cum ar fi W49 și W51 . Doar unele zone ale nebuloasei sunt supuse unui fenomen intens de formare a stelelor. ^[9]

Pe de altă parte, observațiile efectuate la scară largă arată că această nebuloasă are o structură bipolară comprimată în zona centrală de ambele părți de praf rece și gaze; axa majoră este aproximativ perpendiculară pe planul galactic . Lobii săi bipolari au un diametru de aproximativ 1 °, echivalent cu 40 parsec (130 ani lumină ) dacă luăm în considerare distanța norului egală cu 7500 ani lumină și nu au o formă sferică și regulată; regiunile interne ale acestor lobi emit radiații O III și sunt înconjurate de filamente care emit radiații Hα și S II. Lobul nordic prezintă dovezi ale impactului cu planul galactic , în timp ce lobul mare care se extinde spre sud pare a fi legat în ordine cu o serie de structuri de coajă care se extind până la un unghi de 2,7 ° (egal cu 110 parsec / 360 ani lumină) din centrul nebuloasei. Structura polului nebuloasei sugerează că expansiunea de-a lungul planului galactic a fost inhibată de gazul molecular din jur, forțând gazul să se îndrepte în două direcții opuse spre polii galactici locali ; la rândul său, acest lucru sugerează că inițial norul molecular trebuie să fi avut o formă relativ plană și să fie cuprins în întregime în zona centrală a planului galactic. ^[35]

Lobul polar care se extinde spre nord este caracterizat, în special în direcția nord-vest, de prezența unei rețele complexe de structuri filamentoase dispuse în arcade și în formă de cochilii; morfologia acestei regiuni dă impresia că regiunea H II se extinde într-o zonă al cărei mediu interstelar este neomogen, bogat în structuri mai mult sau mai puțin dense care îi conferă un aspect poros și „balon”. Multe dintre aceste structuri filamentoase vizibile în infraroșu coincid cu regiunile întunecate și se extind în apropierea fronturilor de expansiune ionizate și vizibile optic. ^[36]

Fenomene de formare a stelelor

Coloane de gaz formate din hidrogen rece și praf, o zonă (numită Muntele Mistic ) în care are loc formarea stelelor. Coloanele din imagine (în care sunt prezente obiectele HH 901 și HH 902) sunt consumate de radiația ultravioletă a stelelor tinere fierbinți născute în interiorul lor.

Deși observațiile anterioare au arătat că fenomenele de formare a stelelor din interiorul nebuloasei Carina au fost reduse sau inexistente, din datele unor studii rezultă că nașterea noilor stele nu s-a oprit complet odată cu formarea grupurilor de stele tinere și masive. observat. ^[37] De asemenea, partea de nord pare să aibă mai multe locuri de formare a stelelor decât zonele centrale; în cele din urmă, membrii asociației de stele cunoscute sub numele de Tr 14 creează un mediu extrem de instabil pentru norul molecular, care ar tinde să fie influențat de vântul stelar puternic al acestor stele. ^[38]

De-a lungul marginilor nebuloasei se pot observa condensări care formează structuri similare proeminențelor și ondulațiilor; unele dintre aceste structuri, care apar strălucitoare în razele infraroșii , sunt situate pe linia frontală de ionizare . Dimensiunile acestor globule sunt egale cu aproximativ 1 buc (3,26 ani lumină), iar separarea medie între diferitele globule de-a lungul unui filament dat este de aproximativ 5 buc. Deoarece multe dintre aceste structuri sunt situate în regiunile neutre direct în contact cu frontul de ionizare, există o șansă foarte bună ca acestea să fie locuri unde formarea stelelor este activă. Poziția acestor globule la periferia nebuloasei de-a lungul frontului de ionizare la est de steaua η Carinae sunt în interacțiune cu stelele masive din apropiere și s-ar fi format ca urmare a instabilităților straturilor de gaz și praf accelerate. ^[36]

Potrivit unor studii, sa constatat că formarea de stele în regiunea nebuloasă a început în sectorul său nord-vestic: rezultatul acestor prime fenomene de formare ar fi vizibil astăzi sub forma unor clustere deschise strălucitoare, în special a NGC 3293 , vizibile 1 ° nord-vest de nebuloasă și IC 2581 mai mic, întotdeauna în aceeași direcție; în urma formării acestor două clustere, episoadele de formare a stelelor s-ar fi mutat progresiv spre sud-est, până la atingerea poziției actuale. ^[39] Conform unui alt studiu datat din 2003 , formarea de stele ar fi încă activă în regiunea care înconjoară clusterul, dovadă fiind descoperirea unor stele de secvență pre-principale . ^[40]

Pilonii de Sud

Pilonii de Sud, o zonă a nebuloasei unde se observă fenomene de formare a stelelor.

La aproximativ 0,5 ° sud de steaua η Carinae este o regiune a nebuloasei care conține unele structuri alungite formate din praf, dintre care cea mai mare are 25 buc lungime și pare să indice în direcția η Carinae în sine. Structurile, numite „Stâlpi” datorită formei lor, au partea cea mai strălucitoare orientată spre steaua η Carinae și cozi lungi îndreptate în direcția opusă, către o structură întunecată neidentificată încă; direcția iluminării și a structurilor în sine sugerează că sursa vântului stelar care modelează acești nori și a ionizării este exact aceeași η Carinae, împreună cu alte stele supergigante albastre membre ale clusterului Tr 16, a cărui radiație ultravioletă operează o fotoliză asupra gazelor din această regiune. ^{[41] Prin} urmare, tindem să excludem că cauza modelării este Bochum 11 aparent cel mai apropiat, tocmai din cauza direcției cozilor. ^[36] Având în vedere că structuri similare au fost observate și în Nebuloasa Tarantulei , ale cărei cozi indică în direcția opusă grupării R136 și că s-a sugerat că formațiuni similare sunt printre primele responsabile pentru inițierea fenomenelor intense de formare a stelelor, ^{[ 42]} se crede că aceste fenomene pot avea același efect și în cazul nebuloasei Carina. Prin urmare, se presupune că aceste formațiuni pot reprezenta faza inițială a unui val viitor de formare intensă de stele în cadrul acestei nebuloase. ^{[38] [43]} De asemenea, pare foarte probabil ca rata formării stelelor să rămână constantă în cadrul nebuloasei de la nașterea celor mai masive clustere. ^[44]

Obiecte HH și alte structuri

În ambele sectoare nordice și sudice ale nebuloasei, au fost identificate alte dovezi care arată cum are loc de fapt formarea stelelor, în primul rând prezența unor obiecte HH foarte tinere. Cel mai cunoscut obiect HH ​​al Nebuloasei Carina, datorită și abrevierii sale, este HH 666, poreclit Axa diabolică ; este un jet bipolar care iese dintr-o globulă moleculară, formată din niște șocuri de arc . Dimensiunile sale unghiulare sunt egale cu aproximativ 4,5 minute arc , care la o distanță de 7500 ani lumină este echivalentă cu o lungime de aproximativ 10 ani lumină; cu toate acestea, această măsurare ar fi subestimată, deoarece orientarea jeturilor nu este perpendiculară pe linia noastră de vedere. ^[45]

Telescopul spațial Hubble a capturat imagini de înaltă rezoluție ale unui număr mare de alte obiecte stelare tinere ; unele dintre aceste imagini prezintă jeturi de gaz drepte din zone foarte dense (adică obiecte HH) care se pierd în mediul interstelar nebulos din jur. ^[46] HH 666 și alte obiecte similare (cum ar fi HH 901 și 902) sunt conectate cu globule mari în care stelele nu sunt observate la lungimea de undă a luminii vizibile , ci doar în infraroșu ; toate aceste surse de infraroșu ar fi de fapt locuri de formare a stelelor, interesante, deoarece ar fi exemple excelente de fenomene cauzate de vântul stelar al celor mai fierbinți stele din clasa O. ^[47]

Formații caracteristice

Nebuloasa Keyhole, capturată de telescopul spațial Hubble; norul mic din stânga se numește „gestul lui Dumnezeu” și este adesea comparat cu un gest vulgar .

Un număr mare de structuri minore pot fi identificate în cadrul nebuloasei; în realitate, în timp ce unele sunt adevărate nebuloase în nebuloasă, majoritatea structurilor observabile sunt date de alternanța continuă a zonelor iluminate și întunecate.

Nebuloasa Gura de Cheie

Keyhole este o poreclă dată de John Herschel în secolul al XIX-lea unei mici nebuloase întunecate care se suprapune strălucirii difuze a restului nebuloasei; de fapt, el a observat o pată circulară strălucitoare suprapusă peste lumina difuză a nebuloasei, cu o bandă mică care se extinde spre sud, dând astfel ideea unei găuri de cheie.

Nebuloasa Homunculus, care înconjoară steaua Eta Carinae.

Această structură strălucitoare nu mai este vizibilă, iar banda care merge spre sud este acum vizibilă doar ca un petic întunecat de praf. Structura este alcătuită din praf interstelar și molecule reci și conține jeturi de gaz luminos și fierbinte; diametrul acestei substructuri este de aproximativ 7 ani lumină . La mică distanță de aceasta putem observa un jet de gaz cu o formă curioasă, care își amintește foarte bine un gest vulgar al degetului mijlociu. ^[11]

Nebuloasa Homunculus

Același subiect în detaliu: Nebuloasa Homunculus .

Nebuloasa Homunculus este o structură nebulară formată din diversele expulzări de materie ale stelei η Carinae ; se crede că structura majoră observabilă astăzi s-a format în urma ultimei mari explozii a stelei, care a avut loc în 1841 , când a atins și a depășit strălucirea lui Canopus , devenind a doua cea mai strălucitoare stea din cer. L'esplosione ha prodotto due lobi polari ed un vasto ma debole disco equatoriale, il tutto in allontanamento dalla stella alla velocità di 2,4 milioni di km/h. Non si esclude la possibilità di un riverificarsi in futuro di tali esplosioni. Nonostante η Carinae sia situata a circa 7500 anni luce dal nostro pianeta , possono essere distinte, ad un'accurata osservazione, solo le strutture con una grandezza dell'ordine dei 15 miliardi di chilometri (paragonabile al diametro del Sistema solare ). ^[48]

Ammassi e associazioni stellari

Immagine del Telescopio Spaziale Hubble dell'ammasso aperto Tr 14; il sud è in basso.

È nella natura stessa delle regioni H II che esse siano circondate da ammassi e associazioni di stelle giovani: infatti, poiché la formazione stellare avviene al loro interno, le stelle più giovani, prima di disperdersi, appaiono raggruppate attorno all'area dove si sono formate. ^[49] Gli agglomerati di stelle più notevoli del sistema nebuloso sono catalogati come Trumpler 14, Trumpler 16 e Collinder 232; l'insieme di questi ammassi costituisce una vasta e importante associazione OB , nota come Carina OB1. ^[24]

Trumpler 14 e Trumpler 16

Nelle regioni più centrali della Nebulosa della Carena sono presenti due grandi concentrazioni di stelle, note come associazioni OB: queste due associazioni riportano le sigle di catalogo Tr 14 e Tr 16 ; in totale contano poco più di venti stelle molto calde, di classe spettrale B3, ^[10] e diverse giovanissime stelle di Wolf-Rayet e pre-sequenza principale . ^{[50] [51]}

La regione di WR 25 e Tr16-244; in alto si può vedere, ribaltata, la nebulosa chiamata "Gesto di Dio", una delle più celebri formazioni gassose all'interno della Nebulosa della Carena.

In uno studio condotto nel 2004 da un gruppo di scienziati dello Space Telescope Science Institute , sono state analizzate le stelle di spettro O e B delle due associazioni; cinque di queste si sono rivelate delle binarie strettissime con delle separazioni che vanno dagli 0,015 secondi d'arco ai 0,352. Gli esiti più importanti di questa ricerca sono stati fondamentalmente due: il primo è stata la risoluzione del prototipo di stella O2 If* ^[52] HD 93129A, formata da una coppia di componenti separate da 55 millisecondi d'arco con una variazione di magnitudine visuale di 0,9; quest'oggetto è servito da punto di riferimento spettroscopico per l'analisi delle stelle più calde e massicce e del loro vento stellare sull'assunzione precedente che si tratti di una singola stella. ^[53] Questa scoperta supporta l'interpretazione delle osservazioni condotte ai raggi X della collisione del vento stellare in questa stella.

Un secondo esito interessante è la determinazione di un limite superiore di circa 35 UA delle separazioni ipotizzate per le coppie di stelle di quest'area di cielo; ciò apre la strada a degli studi approfonditi sui sistemi di stelle di questi ammassi giovani che ionizzano i gas della nebulosa. ^[10]

Collinder 232

Un terzo ammasso aperto oggetto di studi approfonditi è Cr 232: si tratta di un insieme di stelle molto giovani ben in risalto rispetto ai campi stellari circostanti; nonostante si trovi apparentemente distante dalla nebulosa, oltre un grado ad est, sarebbe fisicamente legato al complesso nebuloso molecolare della Carena. L'età, stimata attorno ai 20 milioni di anni, è compatibile con quella degli altri ammassi e anche la sua composizione stellare è paragonabile, essendo formato da stelle di pre-sequenza principale e di classe O e B. ^[54]

In uno studio del 2003 ^[55] che prendeva in considerazione il numero di stelle di quest'oggetto, si afferma che quest'ammasso in realtà non sarebbe reale, poiché il profilo della densità delle sue stelle sarebbe troppo piatto e vicino alla densità del campo stellare circostante. Tuttavia, paragonando i diagrammi HR di questo e dei precedenti due ammassi, emerge che la distribuzione stellare entro questi diagrammi (ossia le relazioni magnitudine-colore) sono estremamente simili; da ciò ne deriva che questi oggetti possiedono una composizione stellare molto simile. Tuttavia, non è possibile escludere che Cr 232 non appartenga all'alone stellare cui fanno parte anche Tr 14 e Tr 16: infatti, la parte orientale di Tr 14, in direzione di Cr 232, appare molto meno oscurata rispetto alla parte occidentale, dove la Nebulosa della Carena è otticamente molto debole. ^[54]

Oltre a queste tre concentrazioni stellari (Tr 14, Tr 16 e Cr 232), che sono anche le più giovani, si osservano altri ammassi di età molto simile o appena superiori: è il caso di NGC 3324 e Tr 15. ^[54]

Storia ed evoluzione

Immagine composita ottenuta a partire da un' esposizione nel visibile e una nell'infrarosso catturate dal telescopio Hubble di un conglomerato tre colonne di gas e polveri della nebulosa, lungo circa 3 anni luce, flagellato dai venti e dalla radiazione di vicine giovani stelle massicce.

Le nubi interstellari come la Nebulosa della Carena sono state scoperte in tutte le galassie come la Via Lattea . Esse nascono come piccole macchie di idrogeno neutro freddo intramezzato da tracce di altri elementi; la nube può contenere centinaia di migliaia di masse solari ed estendersi per centinaia di anni luce. La leggera forza di gravità che potrebbe portare al collasso della nube è controbilanciata da una debole pressione del gas nella nube stessa. ^[56]

Sia a causa della collisione con i bracci di spirale, sia a causa delle onde d'urto causate dalle supernovae , gli atomi possono iniziare a precipitare in molecole più pesanti, producendo così una nube molecolare . Ciò preannuncia la formazione di stelle all'interno della nube, il che avviene entro un periodo di 10-30 milioni di anni all'interno di aree instabili , dove i volumi destabilizzati collassano in un disco; questo si concentra nelle regioni centrali, dove si formerà la stella, che potrà essere circondata da un disco protoplanetario : ^[56] nasce così la regione H II, ossia un vasto agglomerato di gas illuminato ed eccitato dalle brillanti stelle blu in esso formatesi, raggruppate in ammassi e associazioni stellari.

La vita media di una regione H II è dell'ordine di pochi milioni di anni. ^[57] La pressione di radiazione proveniente dalle stelle calde e giovani possono far disperdere la gran parte del gas residuo; infatti, questo processo tende ad essere molto inefficiente, nel senso che meno del 10% del gas di una regione H II collassa per formare stelle prima che il restante venga spazzato via. Un altro fenomeno che può contribuire alla dispersione del gas sono le esplosioni delle stelle più massicce appena formate come supernovae, che avvengono dopo appena 1–2 milioni di anni dalla formazione dell' ammasso . ^[58] Anche la Nebulosa della Carena è destinata, col tempo, a disperdere a tal punto il suo materiale, da dissolversi nel mezzo interstellare circostante, finché le dinamiche dei bracci di spirale non ne riaddenseranno la materia.

Note

Bibliografia

Libri

Opere generali

Aiuto

Zoom nella nebulosa ( info file )

Riproduci file multimediale

A partire da una panoramica complessiva, un progressivo zoom verso le regioni più interne della Nebulosa.

• ( EN ) Stephen James O'Meara, Deep Sky Companions: The Caldwell Objects , Cambridge University Press, 2003, ISBN 0-521-55332-6 .
• ( EN ) Robert Burnham, Jr, Burnham's Celestial Handbook: Volume Two , New York, Dover Publications, Inc., 1978.
• ( EN ) Chaisson, McMillan, Astronomy Today , Englewood Cliffs, Prentice-Hall, Inc., 1993, ISBN 0-13-240085-5 .
• ( EN ) Thomas T. Arny, Explorations: An Introduction to Astronomy , 3 updatedª ed., Boston, McGraw-Hill, 2007, ISBN 0-07-321369-1 .
• AA.VV, L'Universo - Grande enciclopedia dell'astronomia , Novara, De Agostini, 2002.
• J. Gribbin, Enciclopedia di astronomia e cosmologia , Milano, Garzanti, 2005, ISBN 88-11-50517-8 .
• W. Owen, et al, Atlante illustrato dell'Universo , Milano, Il Viaggiatore, 2006, ISBN 88-365-3679-4 .
• J. Lindstrom, Stelle, galassie e misteri cosmici , Trieste, Editoriale Scienza, 2006, ISBN 88-7307-326-3 .

Sull'evoluzione stellare

• ( EN ) CJ Lada, ND Kylafits, The Origin of Stars and Planetary Systems , Kluwer Academic Publishers, 1999, ISBN 0-7923-5909-7 .
• A. De Blasi, Le stelle: nascita, evoluzione e morte , Bologna, CLUEB, 2002, ISBN 88-491-1832-5 .
• C. Abbondi, Universo in evoluzione dalla nascita alla morte delle stelle , Sandit, 2007, ISBN 88-89150-32-7 .
• M. Hack , Dove nascono le stelle. Dalla vita ai quark: un viaggio a ritroso alle origini dell'Universo , Milano, Sperling & Kupfer, 2004, ISBN 88-8274-912-6 .

Pubblicazioni scientifiche

• ( EN ) K. Hamaguchi, R. Petre, Diffuse X-ray emission from the Carina Nebula observed with Suzaku , in Proceedings of the International Astronomical Union , Cambridge University Press, 2006, DOI : 10.1017/S1743921307002098 .
• ( EN ) Kenji Hamaguchi, Robert Petre, Hironori Matsumoto, Masahiro Tsujimoto, Stephan S. Holt, Yuichiro Ezoe, Hideki Ozawa, Yohko Tsuboi, Yang Soong, Shunji Kitamoto, Akiko Sekiguchi, Motohide Kokubun, Suzaku Observation of Diffuse X-ray Emission from the Carina Nebula , in Publications of the Astronomical Society of Japan , 2007.
• ( EN ) Nathan Smith, Michael P. Egan, Sean Carey, Stephan D. Price, Jon A. Morse, Paul A. Price, Large-scale structure of the Carina Nebula ( PDF ) ^{[ collegamento interrotto ]} , 1999, DOI : 10.1086/312578 .
• ( EN ) JM Rathborne, MG Burton, KJ Brooks, M. Cohen, MCB Ashley, JWV Storey1, Photodissociation regions and star formation in the Carina Nebula , in arXiv:astro-ph/0111318v1 , 16 novembre 2001.
• ( EN ) S. Bontemps, KJ Brooks, MG Burton, JM Rathborne, M. Cohen, The giant pillars of the Carina Nebula , in arXiv:astro-ph/0310605v1 , 2 febbraio 2008.
• ( EN ) Smith, Nathan; Bally, John; Brooks, Kate J., HH 666: The Axis of Evil in the Carina Nebula , in The Astronomical Journal , vol. 127, n. 5, maggio 2004, pp. 2793-2808, DOI : 10.1086/383291 .
• ( EN ) Forte, JC, The reddening law in Carina OB 1 , in Astronomical Journal , vol. 83, ottobre 1978, pp. 1199-1205, DOI : 10.1086/112311 .
• ( EN ) Edmund P. Nelan, Nolan R. Walborn, Debra J. Wallace, Anthony FJ Moffat, Russell B. Makidon, Douglas R. Gies, Nino Panagia, Resolving OB systems in the Carina Nebula with the Hubble Space Telescope Fine Guidance Sensor ( PDF ), in The Astronomical Journal , 2004.
• ( EN ) Deharveng, L.; Maucherat, M., Optical study of the Carina Nebula , in Astronomy and Astrophysics , vol. 41, n. 1, 1º giugno 1975.
• ( EN ) DeGioia-Eastwood, K.; Throop, H.; Walker, G.; Cudworth, KM, The Star Formation History of Trumpler 14 and Trumpler 16 , in The Astrophysical Journal , vol. 549, n. 1, marzo 2001, pp. 578-589, DOI : 10.1086/319047 .
• ( EN ) Carraro, G.; Romaniello, M.; Ventura, P.; Patat, F., The star cluster Collinder 232 in the Carina complex and its relation to Trumpler 14/16 , in Astronomy and Astrophysics , vol. 418, 2004, pp. 525-537, DOI : 10.1051/0004-6361:20034335 .

Carte celesti

• Toshimi Taki, Taki's 8.5 Magnitude Star Atlas , su geocities.jp , 2005. URL consultato il 7 novembre 2010 (archiviato dall' url originale il 5 novembre 2018) . - Atlante celeste liberamente scaricabile in formato PDF.
• Tirion, Rappaport, Lovi, Uranometria 2000.0 - Volume II - The Southern Hemisphere to +6° , Richmond, Virginia, USA, Willmann-Bell, inc., 1987, ISBN 0-943396-15-8 .
• Tirion, Sinnott, Sky Atlas 2000.0 , 2ª ed., Cambridge, USA, Cambridge University Press, 1998, ISBN 0-933346-90-5 .
• Tirion, The Cambridge Star Atlas 2000.0 , 3ª ed., Cambridge, USA, Cambridge University Press, 2001, ISBN 0-521-80084-6 .

Voci correlate

Argomenti generali

• Carena (costellazione)
• Catalogo Caldwell
• New General Catalogue
• Nebulosa
• Nebulose nella cultura popolare
• Regione H II

Argomenti specifici

• η Carinae
• Braccio Carena-Sagittario
• Nebulosa Omuncolo
• Oggetti non stellari nella costellazione della Carena

Altri progetti

• Wikimedia Commons contiene immagini o altri file su Nebulosa della Carena

Collegamenti esterni

• ( EN ) 3372 on interactive catalogue , su spider.seds.org .
• ( EN ) Hubble site - Carina Nebula , su hubblesite.org . URL consultato il 22 maggio 2008 (archiviato dall' url originale il 17 maggio 2008) .
• ( EN ) NASA Astronomy Picture of the Day : The Great Nebula in Carina - July 19, 1999 , su antwrp.gsfc.nasa.gov .
• ( EN ) The ESA Hubble Space Telescope site : Results for the Carina Nebula , su spacetelescope.org .
• ESO: I pilastri della distruzione incl. Fotos & Animation
• ( EN ) Catalogo NGC/IC on-line , su ngcicproject.org .
• ( EN ) Dati di NGC 3372 - SIMBAD , su simbad.u-strasbg.fr . (dettagli identificatori , misure )
• ( EN ) Dati di NGC 3372 - NASA Extragalactic Database , su ned.ipac.caltech.edu .
• ( EN ) Dati di NGC 3372 - SEDS , su spider.seds.org .
• ( EN ) Dati di NGC 3372 - VizieR Service , su vizier.u-strasbg.fr .
• ( EN ) Immagini di NGC 3372 - Aladin , su aladin.u-strasbg.fr .
• ( EN ) Immagini di NGC 3372 - SkyView , su skyview.gsfc.nasa.gov .

New General Catalogue :

NGC 3370 • NGC 3371 • NGC 3372 • NGC 3373 • NGC 3374

V · D · M Oggetti del Catalogo Caldwell

C1 C2 C3 C4 C5 C6 C7 C8 C9 C10 C11 C12 C13 C14 C15 C16 C17 C18 C19 C20 C21 C22 C23 C24 C25 C26 C27 C28 C29 C30 C31 C32 C33 C34 C35 C36 C37 C38 C39 C40 C41 C42 C43 C44 C45 C46 C47 C48 C49 C50 C51 C52 C53 C54 C55 C56 C57 C58 C59 C60 C61 C62 C63 C64 C65 C66 C67 C68 C69 C70 C71 C72 C73 C74 C75 C76 C77 C78 C79 C80 C81 C82 C83 C84 C85 C86 C87 C88 C89 C90 C91 C92 C93 C94 C95 C96 C97 C98 C99 C100 C101 C102 C103 C104 C105 C106 C107 C108 C109

V · D · M Le nebulose più brillanti del cielo
Regioni H II	Nebulosa della Carena · Nebulosa di Orione · Nebulosa Laguna · Nebulosa Rosetta · Nebulosa Omega · Nebulosa Trifida · Nebulosa Aquila · Nebulosa Tarantola · Nebulosa Nord America
Nebulose planetarie	Nebulosa Elica · Nebulosa Manubrio · Nebulosa Teschio · Nebulosa Anello del Sud · Nebulosa Saturno · Planetaria Blu · Nebulosa Fantasma di Giove · Nebulosa Occhio di Gatto · NGC 6572 · Nebulosa Palla di Neve · NGC 6210 · Nebulosa Anello

V · D · M Complessi nebulosi molecolari e principali regioni di formazione stellare della Via Lattea osservabili dalla Terra
Emisfero boreale	Nube del Serpente · Fenditura dell'Aquila · W51 · Regione di Vulpecula OB1 · Fenditura del Cigno ( Nebulosa Nord America · Nebulosa Pellicano ) · Sh2-106 · Complesso del Cigno ( Sh2-109 · Cygnus X ) · Regione di Lacerta OB1 · Complesso di Cefeo ( Cepheus OB2 · Cepheus OB3 · Cepheus OB4 ) · Regioni di Cassiopea ( Cassiopeia OB2 · Regione Cuore e Anima ) · Regione della Giraffa · Nube di Perseo · Regioni dell'Auriga ( Sh2-234 · Sh2-235 · Sh2-236 ) · Nube del Toro-Auriga · Regione dei Gemelli · Regione di Lambda Orionis · Regione del Cono · Regione della Rosetta
Emisfero australe	Complesso di Orione ( Nebulosa di Orione · Regioni periferiche ) · Regione di Monoceros R2 · Regione del Gabbiano · Regione del Cane Maggiore · Regione di Puppis OB1 · Regioni delle Vele ( Nebulosa di Gum · Vela Molecular Ridge ) · Arco della Carena-Centauro ( Nebulosa della Carena · Nebulosa di Lambda Centauri ) · Nube del Camaleonte · Nube del Compasso · Nube del Lupo · Regione di Ara OB1 · Regione di Scorpius OB1 · Nube di Rho Ophiuchi · Nube della Corona Australe · Regione Sagittarius B2 · Nebulosa Pipa · Regione della Laguna · Regione della Trifida · Regione di Sagittarius OB7 · Regione delle nebulose Aquila e Omega (e Sh2-54 ) · W40

Portale Oggetti del profondo cielo : accedi alle voci di Wikipedia che trattano di oggetti non stellari

Questa è una voce in vetrina , identificata come una delle migliori voci prodotte dalla comunità .
È stata riconosciuta come tale il giorno 12 maggio 2009 — vai alla segnalazione .
Naturalmente sono ben accetti suggerimenti e modifiche che migliorino ulteriormente il lavoro svolto.

Segnalazioni · Criteri di ammissione · Voci in vetrina in altre lingue · Voci in vetrina in altre lingue senza equivalente su it.wiki